Les exoplanètes : Biais observationnels
Les biais observationnels des exoplanètes désignent les distorsions qu’imposent les méthodes de détection à l’échantillon des planètes découvertes hors du système solaire : certaines planètes sont beaucoup plus faciles à repérer que d’autres, si bien que le catalogue connu ne reflète pas fidèlement la population réelle. Les deux méthodes les plus productives, celle des vitesses radiales et celle des transits, favorisent toutes deux les planètes massives ou volumineuses et proches de leur étoile.
La méthode des vitesses radiales
Une planète et son étoile tournent autour de leur centre de masse commun : l’étoile décrit donc un petit mouvement périodique. En analysant le décalage des raies de son spectre par effet Doppler, on mesure la composante de sa vitesse dirigée vers nous ou à l’opposé, appelée vitesse radiale. C’est par cette méthode que Michel Mayor et Didier Queloz ont découvert en 1995 la première planète autour d’une étoile semblable au Soleil, 51 Pegasi b, travaux récompensés par le prix Nobel de physique en 2019.
Cette technique a plusieurs biais :
- le signal est d’autant plus fort que la planète est massive et proche de l’étoile, ce qui favorise les « Jupiter chauds » ;
- il faut observer au moins une orbite complète, ce qui défavorise les planètes à longue période ;
- si l’orbite est vue de face, c’est-à-dire dans un plan perpendiculaire à la ligne de visée, l’étoile ne s’approche ni ne s’éloigne de nous et la planète est indétectable ;
- faute de connaître l’inclinaison de l’orbite, on n’obtient en général qu’une masse minimale.
La méthode des transits
Lorsqu’une planète passe devant son étoile, elle en masque une petite partie et la luminosité de l’étoile baisse légèrement et périodiquement. Les télescopes spatiaux CoRoT, Kepler et TESS ont découvert ainsi un grand nombre de planètes. La baisse de lumière est proportionnelle au rapport des surfaces de la planète et de l’étoile : une grosse planète est donc plus facile à voir qu’une petite.
Surtout, le transit n’est visible que si l’orbite est vue presque par la tranche. Si le plan de l’orbite s’écarte trop de la ligne de visée, la planète ne passe jamais devant l’étoile vue de la Terre. La probabilité géométrique d’un transit est d’autant plus faible que la planète est éloignée de son étoile : une planète proche a bien plus de chances d’être détectée qu’une planète lointaine. Enfin, plusieurs transits successifs sont nécessaires pour confirmer une détection, ce qui défavorise encore les longues périodes.
Ce que signifie un biais observationnel
On parle de biais observationnel lorsqu’une observation ne peut conduire au résultat cherché que sous certaines conditions. Ne pas trouver de planète autour d’une étoile ne prouve donc pas qu’il n’y en a pas : beaucoup d’étoiles où aucune planète n’a été détectée abritent sans doute des systèmes planétaires encore inconnus, faits de planètes trop petites, trop lointaines ou mal orientées pour nos instruments.
Les astronomes corrigent ces biais par des calculs statistiques, et ils combinent plusieurs méthodes complémentaires. L’imagerie directe repère plutôt des planètes géantes jeunes et éloignées de leur étoile, tandis que les microlentilles gravitationnelles sont sensibles à des planètes situées à des distances intermédiaires. Le croisement de ces techniques permet peu à peu de dresser un portrait plus fidèle de la diversité des mondes de la Galaxie.
vous devez être connecter pour déposer un commentaire connecter